近期，上海交通大学物理与天文学院的沈俊太教授团队在仙女座星系（M31）结构研究上取得重要进展。该成果在近期发表于国际天文权威期刊《天体物理期刊》(The Astrophysical Journal)，题为《大尺度流体动力学激波作为仙女座星系存在棒的明确证据》(Large-scale Hydrodynamical Shocks as the Smoking-gun Evidence for a Bar in M31)。

      该研究成果在7月25日被美国天文学会（AAS） Nova网站选为研究亮点，以“仙女座星系中的棒”（A Bar in the Andromeda Galaxy）为题在网站头条报道。该网站从美国天文学会出版的众多天文期刊中每周精选约五篇论文作为研究亮点，分享给天文学界。

      宇宙中旋涡星系分为正常旋涡星系与棒旋星系两类。棒旋星系中心的棒是由恒星构成的长条形结构，它是驱动旋涡星系内部长期缓变演化的最重要内因。M31作为距离我们最近的旋涡星系，它在理解星系的形成与演化中具有非常重要的意义。长久以来，天文学家一直试图确定M31的星系形态，从而给出它在著名的哈勃星系分类图中的位置。但由于M31相对于我们的视线方向几乎是一个侧向星系，因此很难直接从星系图像上确定其结构特征。针对这一问题，沈俊太团队通过在星际气体观测数据中搜寻激波的新思路，给出了M31星系是一个棒旋星系而非普通旋涡星系的独立证据，并利用流体动力学模拟重现了气体中激波的主要观测特征。

为什么星际气体中的激波可以作为棒存在的证据？

      在此之前有天文学家根据恒星等亮度线的扭曲提出M31可能包含一个星系棒，但这一现象并不一定只能由棒产生，也可以由一个不转的椭球状核球产生。气体观测数据也暗示M31可能有棒存在，如显著的气体非圆周运动，扭曲的零速度线等。但其他机制(例如与另一个星系的并合过程)也会导致类似的特征。所以作为一个具有显著经典核球成分的星系，M31是否是一个棒旋星系仍然存在很大争议，而明确这一点将极大地提升我们对近邻星系结构演化的理解。

      棒旋星系最为显著的一个特征是在棒前导侧（leading side）会形成一对尘埃带。这对尘埃带尺度与棒长相仿，是由棒驱动星际介质内流时引发的激波所产生。激波会在位置-视向速度图（position-velocity diagram）上展现出急剧的速度跳变特征，进而可以被积分视场光谱仪（integral field unit, IFU）分辨。如果这些激波特征符合棒旋星系激波的规律，那么就能明确证明M31星系中存在棒。

图1.M31星系在远离我们一侧的[OIII]的激波特征。波长为500纳米左右的二次电离氧[OIII]双发射线是可见光谱中的禁线，只可能在非常低密度的宇宙环境下出现，是VIRUS-W光谱仪波长范围内的最主要发射线之一。数据点代表[OIII]的观测数据，颜色代表流量密度。每一个子图对应一个垂直于盘主轴的切片。X代表切片在盘主轴上的位置。黑色曲线代表数据点被平滑后的结果。红色粗线，细线和虚线分别代表最强的，较强的和较弱的激波特征。大多数激波特征分布在星系的远端（在盘主轴下方）。

      基于这个思路，研究团队利用最新的积分视场光谱仪VIRUS-W对M31中电离氧气体发射线[OIII]的观测数据，并结合中性氢原子气体(HI)的数据，提取了垂直于星系盘主轴方向不同切片内的位置-视向速度图，最终通过边缘检测算法识别出了M31星系[OIII]和HI数据中的激波特征。图1展示了[OIII]数据中最明显的一些激波特征。研究团队把[OIII]和HI的激波特征按照速度跳变的大小分为三类。红色粗线，细线和虚线分别代表最强的，较强的和较弱的激波特征。

仙女座星系有规律的激波特征分布

      研究团队发现这些激波特征比较规律地分布在千秒差距(kpc)量级的尺度上。图2展示了叠加在M31星系中心的光学图像上的激波位置。红色和蓝色的数据点分别代表了[OIII]和HI出现激波特征的位置。实心，空心和虚框表示的标志分别代表最强的，较强的和较弱的激波特征。目前最新的恒星动力学模型认为M31星系的棒主轴角度与盘主轴相差约17º,  如果这样的假设成立，那么激波特征的确主要分布在棒的前导侧，这与棒旋星系的理论预期非常一致。

图2. [OIII]和HI激波特征在M31星系内的空间分布。背景光学图像来源于哈勃太空望远镜，Subaru和Mayall望远镜。红色圆圈和蓝色三角形分别代表[OIII]和HI中的激波位置。实心，空心和虚框表示的标志分别代表最强的，较强的和较弱的激波特征。虚线代表最新动力学模型中的棒主轴方向。

与流体数值模拟的对比

      研究团队主要在M31的核球区域发现了激波特征，其速度跳变最强可超过170千米/秒，速度梯度可达1.2千米/秒/秒差距。一个自然的问题是基于旋转星系棒势场的流体数值模拟能否重现这样急剧的激波特征。研究团队结合最新的恒星动力学模型，模拟了不同棒转速、气体有效声速和观测视角下的气体运动，最终得到了与观测结果基本一致的模型（图3）。左图展示了模型中气体的面密度分布；右图展示了最佳模型与观测的位置-视向速度图的对比。可以看到，模型中的激波位置和速度跳变特征与观测中的基本一致。该模型棒的转速为20千米/秒/千秒差距, 气体有效声速为30千米/秒。棒主轴的方位角和气体盘倾角分别为54.7度和77度。研究团队还测试了用无旋转的棒来类比椭球状核球结构。研究团队发现无旋转的棒无法产生激波，也不会有明显的速度跳变特征。这进一步表明M31拥有一个旋转的中心棒，而非一个静态的椭球状核球。

图3. M31星系的气体动力学模型。左侧展示了M31模型投影至天空平面后（左上角）和投影前（左下角）的气体面密度分布。其中粉色圆圈和紫色三角形分别代表[OIII]和HI数据中的激波位置。右侧展示了不同切片对应的位置-视向速度图，黑色数据点代表模型中气体的速度分布，红色和蓝色数据点分别代表[OIII]和HI的观测数据。右下角为右上角图片在激波处的放大版本，虚线代表无旋转的棒模型。

中科院上海天文台博士生冯子轩及上海交通大学天文系博士后李智为论文的共同第一作者，沈俊太教授为通讯作者。本项成果的主要合作成员为德国马普学会地外物理研究所的Ortwin Gerhard团组。该研究得到了国家自然科学基金委，科技部，上海交通大学等机构的资助；本工作的数值模拟使用了上海交通大学天文系Gravity集群和上海天文台Cluster集群。

论文链接：

“Large-scale Hydrodynamical Shocks as the Smoking-gun Evidence for a Bar in M31”

Feng, Z.-X., Li, Z., Shen, J. (*), Gerhard, O., Saglia, R. & Blana, M., 2022, ApJ, 933, 233

AAS Nova报道链接：

https://aasnova.org/2022/07/25/featured-image-a-bar-in-the-andromeda-galaxy/

     理解恒星如何在宇宙中形成是天体物理研究的主要目标之一。为了回答这个问题，通常天文学家需要借助望远镜对星系进行测光和光谱观测，并将获得的光信号通过精密的计算分析来获得星系或整个宇宙中恒星形成率的估计。正因为这个参数是如此重要，以至于现今的星系形成理论及数值模拟都以能否再现恒星形成的“实际观测结果”来调整参数。

     最近，上海交大李政道研究所博士后研究员Antonios Katsianis与天文系合作的一项研究工作中，通过对数百万个星系的观测结果进行汇总，发现一个简单的数学公式就可以优雅且物理驱动地描述宇宙整体的恒星形成历史。而在从事该课题的研究过程中，该项目的主要作者还揭示了当代河外天体物理学一个潜伏的危机——恒星形成率研究领域使用的研究方法存在严重问题。为了获得星系的特性如恒星形成率或恒星质量，不同的研究人员一直依赖于不同的理论模型和假设。有两个尤其令人惊讶的地方：1）正如团队在另一项工作中指出的：由于采用了不同的模型假设，在长达十年的时间里，学界一直存在着多种互相矛盾的结果；2）尽管每项工作在其自己的研究框架中不大可能犯低级错误，但我们至今无法确认到底哪种研究结果才是准确的（尤其是对遥远的星系），因为我们不知道真实的结果。为了彻底理解这些矛盾的起源，研究团队决定将星系恒星形成率的研究按不同指标/数据集分成不同的类别：a）带有尘埃修正的UV数据集；b）红外数据集。很明显，这两个类别的数据在恒星形成率测量上表现出了严重的系统差异。围绕着上述两个类别的测量结果，该工作获得的第一个主要发现是：尽管存在系统差异，这两个类别的宇宙恒星形成率密度都可以用仅由2个参数的Gamma(a,b)分布函数——一个被广泛应用于众多领域的数学形式（例如：生物学里传染病随时间传播的分布，工程学里建筑随时间退化的关系等）——来描述。

图1 宇宙中恒星形成率的演变符合伽马分布

      该工作同时还指出，不仅恒星形成率的观测结果存在严重的差异，数值模拟研究中也同样存在严重的问题——包括计算分辨率限制造成的以及模型本身的问题。因此团队决定简化资料及运算过程，而仅使用纸和笔来构建理论模型。该模型通过考虑标准宇宙学的一些基本参量，结合数值模拟结构形成的特征，仅用2个自由参数来同时正确描述恒星形成历史的形状和幅度！这一结果建立了宇宙恒星形成率密度模型研究历史上的一个新标杆——过去几十年里，最著名的恒星形成率密度模型是采用4参数拟合的经验公式，不存在明确的物理驱动。团队的这一成果近期发表于天体物理顶级期刊The Astrophysical Journal。

图2 基于简单假设（如宇宙临界物质密度等）推导的宇宙恒星形成率密度模型

     对于该成果，合作者之一上海交通大学的杨小虎教授这样评价：“该工作最大的创新之处是它的物理驱动。以前的SFRD模型是以红移为变量的函数，更多地和宇宙的尺度挂钩，是一个纯经验的拟合公式；而新模型中以宇宙的年龄为变量，与恒星形成相关的气体吸积和消耗时标挂钩，具有很强的物理驱动。” 另一合作者紫金山天文台的郑宪忠研究员这样评价：“该工作让我们对基于不同观测指标获得的恒星形成率密度测量有了更为全面的理解。同时，考虑到星系中的恒星形成包含了众多复杂的物理过程，宇宙中的整体恒星形成率居然可以用仅有2个自由参数的伽玛函数来描述——确实让人惊叹！”

     围绕这一主题，研究团队将继续探索它的物理起源及在天体物理研究领域中的应用。

     最后，Antonios Katsianis博士总结：“恒星形成是宇宙中最重要的物理过程之一，因此有很多现象还需要我们开展进一步研究和提炼，从而获得更多新发现、获得对我们宇宙更深层次的理解。”

     论文链接：https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ac11f2           

       近日，上海交通大学物理与天文学院的韩家信特别研究员与团队成员李昭洲博士后，首次获得了人类认知的银河系最外缘边界的测量。论文于 2021 年 7 月 1日发表于国际学术期刊《天体物理快报》（The Astrophysical Journal Letters），题为《星系运动学揭示的银河系最外边界》(The outermost edges of the Milky Way halo from galaxy kinematics) 。

       像多数星系一样，银河系周围包裹着一团被称作暗晕的巨大暗物质团块，该团块的性质同银河系的性质密切相关。相比于宇宙中的遥远星系，人类对我们所处的银河系有着更细致而完备的观测，因此银河系是当前研究星系形成、暗物质属性乃至宇宙学的一个重要实验室，而对银河系周围暗晕的刻画则是这些研究的一个共同课题。

       在过去的研究中，天文学家们常用基于平衡态假设的位力半径来刻画暗晕的大小。然而在真实宇宙中，暗晕并非同周围的环境割裂开来，而是通过引力持续吸积周围的物质而不断增长。于是在暗晕的平衡区域以外，便环绕着供给暗物质晕增长的蛮荒区域，它们也是成长中的银河系的征伐疆域，存在着物质内流、回溅、增长、耗竭等动态演化过程。针对这一区域，韩家信团队在不久前刊于《英国皇家天文学会月刊》(MNRAS) 的论文(Fong & Han 2021)中提出了一种新的暗晕边界描述，称为耗竭半径(depletion radius)，见前文介绍。暗晕自身的增长对应着周围物质的耗竭，而耗竭半径则精确划分了这一过程中增长的暗晕同耗竭的环境之间的分界。该半径位于暗晕周围物质内流速度最大的位置，具有明确的物理意义和诸多优美特性。

图1  银河系一千万光年内近邻星系的运动。图中绿色区域为利用高斯过程回归测得的星系平均径向运动速度。根据该曲线的特征可以将银河系周围划分出平衡（virialized）、增长（growing）、耗竭（depleting）、退行（receding）四个区域。耗竭和退行区域的内边界分别为银河系的耗竭半径和回转半径。

       在课题组的ApJL新论文中，作者通过统计位于银河系一千万光年 (3Mpc) 以内星系们的运动，首次测量了银河系耗竭边界的位置（约为 560 kpc），并估计了该边界内的总质量。作为副产品，该工作也同时首次测定了银河系内的经典回转半径(turnaround radius)，即银河系克服宇宙膨胀而将物质吸引住的最远半径。同耗竭半径一起，这两个半径揭示了银河系在当前成长中的最遥远和最蛮荒的边界。这些结果直接刻画了银河系当前的动力学状态，并暗示了银河系的独特成长历史，有望帮助我们更好地从结构形成的框架中来理解银河系和其周围的暗物质环境。

图2  银河系及其近邻的质量分布。图中五角星为该工作最新测量的银河系耗竭边界和回转边界。最新的流体力学数值模拟倾向于预言偏小一些的耗竭质量（图中LG-like所示），可能预示着银河系的独特成长历史。

       论文第一作者是课题组博士后李昭洲，共同通讯作者是韩家信特别研究员。该工作也是韩家信研究团队近期关于暗晕边界的系列工作之一。研究团队得到了国家自然科学基金和科技部重点专项等研究经费的支持。

论文链接：

https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ac0a7f

       国际合作的暗能量光谱仪巡天项目（Dark Energy Spectroscopic Instrument; 简称DESI）的主要目标是精确观测宇宙中星系大尺度结构分布的三维结构，从而揭示宇宙加速膨胀和暗能量的奥秘。DESI 是一个包含来自13个国家近80个研究单位的500多名研究者的国际合作项目（管理单位是美国伯克利国家实验室），而上海交通大学天文系则是中国唯一一个正式加入DESI项目的完全成员单位，交大天文系的学生（包括本科生和研究生）和博士后研究者已经在DESI科学预研究中做出了重要贡献。比如，上海交大天文系的杨小虎教授利用DESI的测光选源数据，构建了当前最大最完备的星系群样本，此样本将会在DESI光谱巡天中得到进一步观测。

      北京时间2021年5月17日晚9点，DESI项目在美国亚利桑那的基特峰国家天文台正式开始观测。在这之后的五年中，DESI将观测到来自于约三千万远方星系的古老光子，并利用这些光子组成的光谱能量分布来测量宇宙的加速膨胀速度、宇宙中大尺度结构的增长和形成历史、以及星系本身的形成和演化历史。作为目前世界上最大的光谱巡天项目，DESI观测到的星系光谱数目将会是之前所有巡天观测到的光谱数之和的十倍，让我们能够一直观测到宇宙110亿年之前的古老星系分布。正因如此，DESI也是下一代暗能量巡天中最富有野心的项目，其科学目标是回答现在困扰整个人类文明的关乎宇宙命运的终极问题：暗能量的本质是什么？宇宙大尺度上，爱因斯坦的广义相对论是否仍然成立，或是需要修改才能解释宇宙结构的增长与加速膨胀？

仙女座大星云的星系盘角直径约为3度。这么大的一块天区可以被DESI单次观测时完全覆盖（图中浅绿色的网格状圆盘）。这里每一个小圆形网格代表了一个机械光纤定位器可以探测的区域，DESI光谱仪总共有5000个这样的光纤。图上的光谱来源于一根光纤观测到的仙女座大星云背后的遥远的类星体，这些古老的光子来自110亿年之前的宇宙。(Credit: DESI collaboration and DESI Legacy Imaging Surveys)

      为了保证DESI在今天能够按时正式启动，整个DESI合作团队此前已经开展了大约四个月的紧锣密鼓的试运行，并在这个阶段不断调试和优化光谱仪，以期达到最佳的光谱巡天状态。DESI的强大之处在于，即便仅仅是在这四个月的试运行中，DESI已经成功观测到了四百万根星系光谱，这个数字已经比之前任何光谱巡天获得的数据要多。在试运行期间，祖颖副教授及其团队博士后Jesse Golden-Marx已开始利用DESI设备对星系团的成员星系进行光谱跟踪观测，从而为DESI的星系团宇宙学研究构建一个中低红移的光谱星系团黄金样本。

      DESI的巡天效率如此之高，主要原因是她采用了大视场多光纤光谱采集技术。DESI光谱仪安装于基特峰天文台上的4米马约尔望远镜上，在单次曝光中可以利用机器臂同时操作5000根光纤进行光谱观测，从而得到5000根光谱。正因如此，即便马约尔望远镜并非世界上最大的望远镜，DESI的光谱观测效率仍然是全世界最高的 --- 一个名副其实的“光谱工厂”。

 DESI焦平面的一小块区域。您能够清晰地看到DESI的机械光纤定位器，上面泛着蓝光的部分就是光纤探测器。(Credit: DESI collaboration)

       在未来的五年中，上海交通大学天文系将继续全面投入DESI巡天数据的分析和研究中，包括基于DESI星系样本的高精度宇宙学数值模拟，暗能量与修改引力，星系内气体的化学丰度演化，宇宙暗物质密度场的重构，星系团宇宙学，星系的红移空间畸变，发射线星系与暗物质晕之间关系等前沿科学。